TB0GTU1B DU SOLEIL

nettement tranchés. Il est très-facile de constater cet élargissement dans les raies lo, ii, 12 de Van der Willingen. Dans le vert, il y en a qui deviennent trois ou quatre fois plus larges lorsque les taches sont rondes et profondes. Nous avons constaté ce phénomène sur un très-grand nombre de raies, qu'il serait trop long d'indiquer ici. Nous dirons seulement que pour celles du calcium et du fer, le fait est plus saillant.

C. Les raies du sodium s'élargissent aussi, mais, contrairement aux autres, elles deviennent difluses sur les bords et véritablement nébuleuses. Il est cependant difficile de voir s'il y a une modification proprement dite de la raie métallique elle-même, ou bien si ce n'est pas un résultat du à l'action d'une cause étrangère, comme il arrive à ces mêmes raies lorsque le Soleil est près de l'horizon, et que, par conséquent, l'atmosphère terrestre exerce une influence plus considérable. Dans le vert, nous avons encore des raies qui deviennent diffuses, surtout entre b et E.

D. Les raies métalliques s'élargissent graduellement depuis le bord extérieur de la pénombre jusqu'au noyau, de sorte que leurs extrémités se terminent en pointe effilée {fig, 97).

4® Outre ces modifications caractéristiques que présentent les raies, on voit aussi varier l'intensité lumineuse des différentes parties du spectre, surtout dans

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le rouge, le jaune et le vert. On voit se former des bandes sombres, surtout entre les points B et C et dans le voisinage de D ; on en voit une auprès de la raie i6, une autre auprès du point 8, et un Crès-grand nombre entre 20 et 17. Ces variations d'intensité sont faciles à constater, mais difficiles à évaluer, car elles ne présentent rien de bien défini ; le phénomène est cependant incontestable, et il est indépendant de l'élargissement des raies noires, car l'espace compris entre 9 et i3 demeure très-brillant, malgré l'élai^ssèment des raies du calcium et du fer.

5® Malgré l'absorption très-considérable qu'on observe dans l'intérieur des taches, il y a des raies qui restent parfaitement brillantes, sans éprouver la moindre variation dans leur intensité. Leurs positions correspondent à des intervalles indiqués par KirchhofF comme ne contenant aucune raie. Ces positions, sur la figure que nous avons reproduite, se trouvent à peu près entre i4 et i5, entre 16 et 17, 17 et 18, 19 et :io, 21 et 22.

6*^ Il y a une grande analogie entre l'absorption qui se produit dans l'intérieur des taches et celle qu'on observe lorsque le Soleil est près de l'horizon ; mais les lignes nouvelles qui se produisent et celles qui s'élargissent ne sont pas les mêmes dans les deux cas. Ainsi, la raie C* de Brewster, qui devient très-large lorsque le Soleil est à l'horizon, est invisible dans les taches. Cependant la bande qui se trouve au delà du point D, et que Brewster a désignée par la lettre &y quoique produite par l'atmosphère terrestre, existe cependant indépendamment de cette même atmosphère, car, lorsque le Soleil s'approche de rhorizon.

STRUCTUBB DU SOLEIL. ^5*]

on la voit paraître sur les noyaux des taches, alors qu'elle est encore invisible sur tous les autres points du disque. Nous croyons aussi que les raies nébuleuses comprises entre 7 et 8 sont dues à la vapeur d'eau, car elles sont fortement renforcées lorsque le Soleil est à l'horizon; elles le sont même par un simple cirrus passant devant le disque* solaire.

Les phénomènes que nous venons d'analyser prouvent donc bien que les taches sont des régions où l'absorption s'exerce plus puissamment, et le renforcement des raies qui se produit au bord du disque dépend évidemment de la même cause. Il y a cependant une différence entre ces deux absorptions, car, pendant qu'auprès du bord on remarque surtout ime absorption qui paraît due à des gaz proprement dits, on observe dans les taches l'absorption propre aux métaux. lorsque les taches sont superficielles, on voit simplement se renforcer les raies D. Lorsqu'elles sont de profondeur moyenne, les raies du calcium se renforcent également, mais on ne voit aucun changement dans celles du fer. Enfin, lorsque les taches sont trèsprofondes, les raies du fer subissent à leur tour ime dilatation considérable, mais moindre que celles du calcium. Le fond des taches serait donc occupe par des vapeurs métalliques assez denses, par exemple celles du fer et du calcium. Ainsi le sodium et le calcium, dont le poids atomique est plus faible, sont aussi ceux dont les raies s'élargissent davantage. Les autres métaux, le cobalt, le chrome, le plomb, ne présentent pas de changements notables, ce que nous attribuons à la densité de leurs vapeurs. En réfléchissant sur tous ces phénomènes, on est conduit à admettre que, dans

a58 PIBMIÈBB PARTIE.

Tintérieur des taches, les vapeurs métalliques sont disposées par ordre de densité, les plus lourdes au fond, les plus légères à la partie supérieure, et au-dessus de tout le gaz hydrogène, enveloppant entièrement le globe solaire, et produisant des jets lumineux que nous désignerons sous le nom de protubérances.

De Tensemble de ces faits, il résulte encore une conclusion très-importante. Puisque, dans les taches, le spectre ne présente pas de raies nouvelles, mais seulement les raies de l'atmosphère solaire plus ou moins renforcées, nous devons croire qu'il n'y a point là de nouvelles substances, mais seulement une densité plus considérable dans certaines vapeurs. Or nous savons qu'il y a, dans les taches, une dissolution continuelle de matière photosphérique ; il devrait en résulter une absorption élective toute spéciale, si la photosphère contenait d'autres éléments que ceux qui constituent l'atmosphère elle-même. Il faut donc en conclure que la photosphère est composée de nuages ou de brouillards dus à la condensation des vapeurs atmosphériques ; c'est le seul moyen d'expliquer ce fait capital, qu'en se dissolvant dans les taches, la photosphère ne donne naissance à aucune raie nouvelle. Cette conclusion vient à l'appui de l'hypothèse faite par Wilson et adoptée par Herschel sur la nature de la photosphère.

De tout ce qui précède, nous pouvons encore conclure que la profondeur des taches ne peut servir de mesure à l'épaisseur de la photosphère, comme on l'a cru jusque dans ces derniers temps. Ce qu'on mesure ainsi, c'est l'épaisseur de la couche absorbante et plus

STIUGTUBB BU SOLEIL. 25g

dense qui occupe les parties les plus basses des taches. De même que sur la Terre nous voyons des gaz plus lourds que l'air, l'acide carbonique par exemple, former un air irrespirable dans certaines cavités, en particulier dans la grotte du Chien, près de Naples, de même il arrive que, dans le Soleil, les vapeurs métalliques, malgré leur tendance à la diffusion, occupent le fond des cavités qui constituent les taches. Ce qui n'empêche pas que ces gaz pesants ne se mêlent un un peu par diffusion au reste de l'atmosphère, comme font, dans notre air atmosphérique, l'acide carbonique et la vapeur d'eau.

Enfin, la partie noire qui occupe l'intérieur des taches ne peut être constituée ni par le noyau central et obscur du Soleil, ni par des scories ou autres matières solides flottant à la surface d'un liquide ; cette obscurité est due à des masses transparentes^ mais fortement absorbantes de vapeurs métalliques, qui, grâce à leur densité considérable, occupent les parties les plus basses des inégalités existant à la surface de la photosphère, et remplissent les vides et les interstices que laissent quelquefois entre eux les nuages brillants qui nous éclairent.

On pourrait, à la rigueur, donner le nom de nuages à ces masses absorbantes; mais, d'après ce que nous venons d'exposer, ce nom s'applique beaucoup mieux à la matière photosphérique, car il me paraît certain que c'est elle qui, n'étant pas transparente, émet des rayons de toute nature, comme les solides incandescents. Il est bien possible cependant qu'au-dessous de la photosphère il y ait des gaz dont la lumière donne également un spectre continu, à cause de l'é-

tSo PUMlfcBB PAITIB.

norme pression qu'ils supportent et de la température élevée à laquelle ils sont soumis. Il résulte en effet des récentes expériences de M. Frankland que, dans ces circonstances, tous les gaz deviennent brillants et donnent naissance à un spectre continu.

D'après une opinion précédemment exposée, les taches seraient des cavités produites par des émanations de gaz venant de l'intérieur, avec une température plus élevée, et dissolvant, en raison de cette température, une partie de la photosphère. Cette opinion, déjà appuyée de raisons sérieuses, acquiert un très-haut degré de probabilité par les observations des facules et des protubérances, puisque ces appendices ne peuvent être produits que par des jets de gaz sortant de la masse intérieure du Soleil. On a même cherché à évaluer la vitesse avec laquelle Thydrogène est mis en mouvement dans le voisinage des taches et dans les protubérances, et cette vitesse serait supérieure à 3o kilomètres par seconde. Mais les observations qui conduisent à ce résultat peuvent s'expliquer d'une autre manière, et il faut attendre qu'on ait fait d'autres recherches.

Maintenant que nous avons une connaissance suffisante de l'atmosphère solaire, nous pouvons espérer de répondre aux deux questions suivantes .

i*^ Pourquoi le spectre solaire ne présente-t-il pas les raies caractéristiques des métaux précieux, l'or, le platine, etc. ?

La réponse est facile. I^ poids spécifique de ces vapeurs est tellement considérable, qu'elles doivent se trouver ensevelies à une grande profondeur. Nous avons vu les métaux les plus légers surnager, pour

SnUCTIJlS DU SOLUL. 261

ainsi dire; de même, les plus lourds doivent tomber au fond, et être, par conséquent, invisibles pour nous.

2^ Pourquoi n'observons-nous pas dans le Soleil Toxygène, l'azote et les autres gaz qui, cependant, doivent y exister aussi bien que sur la Terre ?

Cette question est plus difficile à résoudre que la précédente, aussi ne prétendons-nous pas y répondre d'une manière définitive. Hasardons simplement une conjecture. Les gaz ont tous plusieurs spectres, différents les uns des autres suivant la température à laquelle ils se trouvent. Qu'on prenne un tube de Geissler, composé de deux parties, Tune ayant un diamètre assez considérable, Tautre ayant une section capillaire; on observe dans ces deux parties deux spectres différents pour un même gaz ; Plûcker les a appelés des spectres de premier et de second ordre. On observe ce fait pour le brome, le chlore et l'hydrogène. L'azote présente trois spectres très-nettement définis. Il arrive quelquefois que, pour des températures intermédiaires, deux spectres d'ordre différent se superposent l'un à l'autre. Mais, en général, les spectres du premier ordre sont peu brillants, et par conséquent ils ne se détacheraient pas d'une manière suffisante sur le fond brillant du Soleil. De plus, si on excepte l'hydrogène, il faut une température très-clevée pour obtenir le spectre de second ordre, le seul qui présente des raies très- vives analogues à celles des vapeurs métalliques ; l'étincelle électrique, qui suffit pour donner le spectre des métaux, est rarement capable de produire le spectre de second ordre. Par conséquent, pour que nous reconnaissions la présence d'un gaz

a6a piniiÈBB paitib.

dans le Soleil, il faut qu'il y soit porté à une température très-élevée ; mais il est bien possible que, dans Tenveloppe extérieure, la température ne soit pas suffisante pour donner naissance aux spectres de second ordre. L'hydrogène, lui-même, donne le spectre qui correspond à une température modérément élevée ; les raies terminées en pointe qu'on observe dans certains cas montrent qu'il éprouve un refroidissement dans la couche la plus éloignée du centre et au sommet des protubérances. Dans ce cas, l'absorption, réduite à celle des spectres de premier ordre, est trop faible pour être sensible ; elle donne simplement lieu à des bandes plus ou moins diffuses, qu'il est impossible de distinguer d'un très-grand nombre de raies dues à des substances inconnues.

On ne peut cependant pas dire que Toxygène fasse complètement défaut; nous avons reconnu dans les taches des traces de vapeur d'eau; il y a donc de l'oxygène. Il est possible que dans les protubérances, toujours plus élevées auprès des taches, Thydrogène se refroidisse en s'élevant à une grande hauteur, et qu'il arrive ainsi à la température à laquelle peut s'effectuer sa combinaison avec l'oxygène ; la vapeur d'eau ainsi formée retomberait de manière à entretenir une véritable circulation. Il est possible que l'azote existe également, et qu'il donne naissance aux lignes sombres qui bordent la raie C à l'extérieur du Soleil; car cette raie doit lui appartenir, si elle n'est pas due au carbone.

La spectrométrie est une science encore au berceau ; il faut donc éviter de tirer de ses indications des conclusions précipitées, et c'est pour cela que nous

STIUCTURB DU SOLEIL. ^63

croyons devoir mettre un terme à nos conjectures, ^ous pouvons cependant espérer que le spectroscope nous permettra un jour de déterminer avec quelque exactitude non-seulement la composition chimique, mais encore la température du Soleil, car chaque substance a une température déterminée à laquelle elle produit un spectre avec des raies particulières.

En attendant ce résultat, auquel on ne peut manquer d'arriver, étudions cette * température par les moyens qui sont à notre portée.

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